Etude de l'émission et de la propagation du Continuum terrestre à partir des données des satellites Cluster

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Etude de l’émission et de la propagation du Continuum

terrestre à partir des données des satellites Cluster

Sandrine Grimald

To cite this version:

Sandrine Grimald. Etude de l’émission et de la propagation du Continuum terrestre à partir des données des satellites Cluster. Géophysique [physics.geo-ph]. Université d’Orléans, 2007. Français. �tel-00143912�

UNIVERSITE D'ORLEANS

THESE PRESENTEE A L’UNIVERSITE D’ORLEANS

POUR OBTENIR LE GRADE DE

DOCTEUR DE L’UNIVERSITE D’ORLEANS

Discipline : Physique des plasmas

PAR

Sandrine Grimald

Etude de l’émission et de la propagation du

Continuum terrestre à partir des données

des satellites Cluster

Soutenue le 6 février 2007

MEMBRES DU JURY:

Président : M Thierry DUDOK DE WIT Université d’Orléans Rapporteurs : M Ondrej SANTOLIK Université Charles Prague

M Philippe ZARKA LESIA, Paris

Directrice de thèse : Mme Pierrette DECREAU Université d’Orléans Examinateurs : Mme Nicole CORNILLEAU CETP, Paris

Etude de l’émission et de la propagation du

Continuum terrestre à partir des données

des satellites Cluster

Emission and propagation study of the terrestrial

Continuum radiation using the Cluster mission

Résumé

Le Continuum est une onde électromagnétique de faible intensité et observée sur de grandes échelles de temps. Cette onde a été observée dans toutes les régions de la magnétosphère et dans le vent solaire. Des missions comme Voyager ou Ulysses ont montré que le Continuum existait dans les magnétosphères de toutes les planètes magnétisées explorées, ce qui en fait un phénomène astronomique classique. Cette thèse présente une étude de l’émission et de la propagation du Continuum terrestre, essentiellement faite à partir des données de la mission Cluster, et plus particulièrement des mesures de l’instrument WHISPER. Cette mission est composée de quatre satellites identiques qui orbitent ensemble sous la forme d’un tétraèdre. La disposition tétraédrique des satellites permet pour la première fois une étude spatiale et temporelle des structures traversées et des phénomènes rencontrés. L’utilisation de quatre satellites orbitant ensemble apporte de nouvelles informations, en particulier sur la stabilité de l’émission, la taille du faisceau et la position de la source émettant la radiation. Ces nouvelles informations permettent de tester de façon originale les mécanismes de génération existant. Les caractéristiques spectrales donnent accès à la formeet à la stabilité temporelle de la surface émettrice. La résolution temporelle et fréquentielle de l’instrument WHISPER permettent enfin une étude des caractéristiques spectrales du Continuum et de leur évolution au cours de la propagation. En résumé, cette thèse apporte de nouvelles informations sur le mécanisme de génération, l’extension et la position des sources, la forme de la surface émettrice, et enfin sur l’évolution de la signature spectrale du Continuum au cours de la propagation.

Abstract

Continuum radiation is an electromagnetic wave of weak intensity, steady in time. This radiation has been observed by several satellites in all regions of the magnetosphere and in the solar wind. Missions as Voyager and Ulysses have shown that Continuum exists in the environment of all explored magnetized planets. Hence, Continuum is a classical astronomical phenomenon. A study of the terrestrial Continuum radiation emission and of its propagation is developed in this dissertation. This study is based on data from the WHISPER instrument on board the Cluster mission. This mission is a constellation of four identical satellites. The tetrahedral configuration of the satellites allows a spatial-temporal study of the structures they cross. Using data of a constellation of four identical satellites yields new pieces of information, especially on emission stability, beam width and source position. These pieces of information allow specific tests of the existing generation mechanisms. The spectral characteristics give access in one hand to the local shape of the emitting surface, and on the other hand on the stability in time of this surface. Lastly, the resolution in time and in frequency of the WHISPER instrument allows a study of the spectral characteristics of Continuum radiation and of their evolution in time. In summary, this PhD thesis puts forwards new pieces of information about the generation mechanism, position and extension of the source, shape of the emitting surface and evolution of spectral signature evolution during the propagation.

Remerciements

Je voudrais tout d’abord remercier François Lefeuvre et Pierrette Décréau sans qui cette thèse n’aurait pas été possible. Je les remercie de la confiance qu’ils m’ont témoignée et j’espère m’en être montrée digne. Merci également à Jacqueline Nicoullaud qui s’est donné tant de mal pour régler les nombreux problèmes administratifs liés à mon dossier. Je remercie aussi Pierre Louis Blelly pour m’avoir accueillie au sein du LPCE.

Je remercie tout particulièrement Pierrette qui a dirigé ma thèse pendant ces trois années, et grâce à qui j’ai appris énormément de choses et avec beaucoup de plaisir. Il y a beaucoup de raisons pour lesquelles je pourrais remercier Pierrette. Je voudrais surtout la remercier ici pour ses conseils, son aide et sa disponibilité.

Merci également à toute l’équipe WHISPER, à ceux qui sont toujours au labo (Xavier V, Alban), comme à ceux qui sont partis (Gilles, Xavier S, Gungor). Merci pour les nombreux coups de main, les « debuggages », les renseignements, pour l’entretien et la mise en place d’outils qui facilitent tellement la vie et pour tout ce qui a fait le quotidien pendant ces trois années. Merci également à Jean Louis Rauch pour ses nombreuses explications sur les ondes, ainsi qu’à toute la communauté Cluster pour leur accueil et pour la facilité avec laquelle j’ai pu accéder aux données des différents instruments.

Je voudrais remercier Scott Boardsen et James Green pour leur programme de tracé de rayon et pour leur accueil au Goddard. Merci également à Chris Harvey pour son aide dans la rédaction de l’article sur la théorie de Jones.

Je tiens particulièrement à remercier Ondrej Santolik et Philippe Zarka qui ont accepté de rapporter cette thèse, ainsi que Nicole Cornilleau, Philippe Louarn et Thierry Dudok de Wit qui ont accepté de participer au jury de ma thèse.

Merci à Michèle Schillewaert pour son aide précieuse dans mes recherches bibliographiques et pour son amitié.

Merci également à Michel Chabassière pour son aide dans la préparation des TP d’électronique et pour tous les petits à côté électronique. Merci Michel pour tous les services que tu m’as rendu.

Ces trois années n’auraient pas été les mêmes sans ma collègue de bureau, la deuxième « whispette », que j’ai connu en arrivant à Orléans et qui est devenue une amie. Merci Farida pour les longues conversations, pour tes conseils, pour tes idées, tes relectures… Quand je pense à Farida, je pense également à Fewzi. Merci à tous les deux pour les week-ends à Chartres, pour votre accueil toujours chaleureux et pour votre soutien indéfectible. Notre voyage en Inde restera un de mes plus beaux souvenirs de thèse.

Merci également à toute l’équipe de la cafétéria du laboratoire, pour tous les bons moments passés ensemble. Je n’oublie pas non plus mes amis, particulièrement Aurélie D, Sophie, Fabien, Pierre et l’équipe de Catastrophe et Cie. Merci en particulier à Aurélie B pour ses bons conseils et pour sa présence téléphonique durant les dernières semaines de la rédaction. J’en profite ici pour remercier de tout mon coeur mes parents pour leur affection, pour leur soutien, pour la confiance qu’ils m’ont témoigné tout au long de mes études et grâce à qui je termine cette thèse aujourd’hui. J’ai également une pensée particulière pour mes grands parents, qui sont partis trop tôt, mais qui auraient certainement aimé avoir ce manuscrit entre les mains.

Table des matières

Introduction 19

Partie I 23 A. Généralités 25 I. L’environnement magnétique de la Terre 25

1. Le champ magnétique de la Terre 25 2. Le vent solaire 26

3. La magnétosphère de la Terre 28 3.1 Convection et corotation des lignes de champ magnétique 29 3.2 Les différentes régions de la magnétosphère 31 4. Les indices d’activité magnétique 35

4.1 L’indice kp 35

4.2 L’indice dst 35 II. Une onde électromagnétique : le Continuum 37

1. Caractéristiques du Continuum 38 1.1 Continuum normal 41 1.2 Continuum kilométrique 43

2. Les sources du Continuum 45 3. Les mécanismes de génération 46 3.1 Les observations 47

3.2 Les théories non linéaire 47 3.3 La théorie linéaire de Jones 48 4. Bilan 53

4.1 Le mécanisme de génération 54

4.2 La source 54

4.3 La propagation 54

1. La mission Cluster 57

1. 1 Concept de la mission 57

1.2 Orbite et séparation inter satellite 58

1. 3 Les instruments à bord des satellites 60

2. L’instrument WHISPER 61

2.1 Principe de l’instrument 61

2.2 Présentation des mesures 63

3. Les autres instruments utilisés 65

3.1 L’instrument EDI 65

3.2 L’instrument FGM 66

II. Les autres satellites utilisés 66

1. La mission américaine IMAGE et l’instrument RPI 66

1.1 Description de la mission 66

1.2 L’instrument RPI 66

2. La mission américano-japonaise Geotail et l’instrument PWI 67

2.1 Description de la mission 67

2.2 L’instrument PWI 67

III. Outils d’analyse 68

1. Localisation des sources par triangulation 68

1. 1 Principe 68

1.2 Application aux données de WHISPER 73

2. Etude de la proximité des sources et du niveau d’intensité du champ électrique

mesuré 76 2.1 Présentation de la méthode 76

2.2 Limitation de la méthode 77

3. Positionnement des maxima d’intensité 79

4. Localisation des sources à partir du tracé de rayon 80

Partie II 85

A. Localisation des sources du Continuum et caractérisation du faisceau 87

I. Etude multi satellites du faisceau: exemples du 26 septembre 2003, du 8 novembre

2003 .et du 30 décembre 2003 87

2. Utilisation de l’intensité du champ électrique pour l’étude du faisceau d’onde 90

2.1 Stabilité du phénomène 92

2.2 Répartition de l’intensité dans le faisceau 94

3. Bilan de l’étude des événements 97

4. Conclusion 98

II. Localisation des sources du Continuum pour une propagation directe : utilisation

de la triangulation 99

1. L’exemple du 26 septembre 2003 : exemple de triangulation pour une petite

séparation (200 km) 100

1.1 Présentation de l’événement 100

1.2 Localisation de la source dans le plan de spin 101

2. L’exemple du 22 novembre 2004 : exemple de triangulation pour une grande

séparation (1000 km) 107

2. 1 Présentation de l’événement 107

2.2 Utilisation de la triangulation 109

3. Conclusion 110

III. Localisation des sources du Continuum pour une propagation indirecte : utilisation

du tracé de rayon 111

1. Présentation de l’événement 111

1.1 Les données de l’instrument WHISPER à bord des satellites Cluster 111

1.2 Les données de l’instrument RPI à bord du satellite IMAGE et de l’instrument

PWI à bord du satellite Geotail 113

2. Localisation de la source à t = 05:00 et f = 54 kHz 115

2. 1 Etude de la direction de propagation de l’onde : utilisation de la

triangulation 116

2.2 Localisation de la source : utilisation du tracé de rayon 117

3. Conclusion 119

IV. Conclusion 119

B. Etude de la propagation du Continuum : étude statistique 121

I. Préliminaires 121

1. Classement des signatures spectrales en différentes catégories 121

1. 3 Catégorie 3 : l’ellipsoïde 123

1. 4 Dernière catégorie 124

1.5 Comparaison avec le classement précédent 125

2. Définition d’un événement 125

3. Reconstruction de la répartition des événements dans la magnétosphère :

introduction 126

3.1 Division de la magnétosphère en cellules 126

3.2 Traversée des cellules par le satellite et position des cellules par

rapport à la magnétopause 129

II. Etude de la répartition des événements dans les régions traversées par les satellites

Cluster 133

1. Répartition des événements dans le plan midi / minuit 133

2. Répartition des événements dans le plan équatorial 135

2.1 Entre 4 et 6 RT 140

2.2 Entre 6 RT et 8 RT et entre 8 RT et 11.4 RT 142

2.3 Entre 11.4 RT et 19.6 RT 144

2.4 Bilan et discussion 146

III. Etude de la répartition des événements par catégorie 148

1. Etude de la répartition des événements situés entre 4 RT et 6 RT 149

2. Etude de la répartition des événements situés entre 6 RT et 8 RT et entre 8 RT et

11.4 RT 151

3. Etude de la répartition des événements situés entre 11.4 RT et 19.6 RT 154

4. Bilan et discussion 155

IV. Etude de l’évolution de la signature spectrales : la disparition des ellipsoïdes 155

1. Présentation de l’événement : le cas du 26 septembre 2003 158

2. La structure spectrale des ellipsoïdes 158

3. L’évolution des ellipsoïdes au cours de la propagation 160

4. Conclusion 161

V. Conclusion 162

C. Etude du mécanisme de génération 165

I. Test de la théorie de Jones : l’exemple du 26 septembre 2003 165

1. Présentation de l’événement 166

1.2 Les données de l’instrument FGM 167

2. La configuration double faisceau de l’événement 167

3. Cas d’une source située à l’équateur magnétique et émettant dans un plan

méridien 170

3.1 L’ouverture des faisceaux 170

3.2 Calcul de la valeur de l’angle α et recherche de la position de la source 170

4. Cas d’une source située à l’équateur magnétique 173

5. Cas d’une source située dans l’espace 176

6. Conclusion 177

II. Le rôle des fréquences propres : l’exemple du 30 décembre 2003 178

1. Présentation de l’événement 178

1. 1 Les données de l’instrument WHISPER 178

1.2 Les données de l’instrument FGM 181

2. Etude de l’évolution en fréquence des maxima d’intensité du champ électrique :

test de l’hypothèse f = fUH = (n + 1/2) fce à la source 181

2.1 Evolution en fréquence des maxima d’intensité du champ électrique 182

2.2 Etude de la relation entre la gyrofréquence et la fréquence du Continuum 183

3. Compatibilité des observations avec la théorie de Jones 188

3.1 Les simulations de Horne (1990) : étude du spectre de l’émission 188

3.2 Latitude magnétique de la première source « vue » par le satellite 191

4. Bilan 192

III. Conclusion 193

D. Etude de la plasmasphère comme surface d’émission 195

I. Le rôle des mouvements de la plasmasphère 195

1. Le cas du 14 août 2003 : un cas de bandes oscillantes 196

1.1 Présentation de l’événement 196

1.2 Les oscillations de la plasmasphère 198

1.3 Les oscillations des bandes du Continuum 200

1.4 Bilan 202

2. L’exemple du 2 janvier 2003 : un cas de bandes dont le fréquence augmente 202

2.1 Présentation de l’événement 202

2.4 Bilan 207

3. Conclusion 207

II. Le rôle des structures de densité 208

1. Le cas des bandes larges : émission par une plasmasphère localement lisse 208

1.1 L’exemple du 30 décembre 2003 208

1.2 Étude statistique 212

2. Le cas des ellipsoïdes : émission par une plasmasphère déformée 213

2.1 L’exemple du 26 septembre 2003 213 2.2 Etude statistique 219 3. Conclusion 220 III. Conclusion 220 Conclusion 223 Annexes 229

Annexe 1 : Ondes dans un plasma 231 Annexe 2 : Systèmes de coordonnées 243 Annexe 3 : Calcul des variables de la théorie de Jones 245 Annexe 4 : Mesure de la directivité par modulation de spin 253 Annexe 5 : A Quantitative test of Jones beaming theory using Cluster

constellation (Grimald et al., 2007) 259

Introduction

Lorsque le vent solaire arrive au voisinage de la Terre, il est responsable de l’apparition d’une cavité dont la forme et l’extension dépendent du champ magnétique terrestre et du vent solaire : la magnétosphère. La magnétosphère se divise en plusieurs sous régions : la magnétogaine, la magnétopause, les cornets polaires, les lobes, la queue et la plasmasphère. Ces différentes sous régions sont caractérisées par des plasmas de compositions différentes, par des densités plus ou moins importantes, et par des champs magnétiques d’intensité variable, dipolaire ou non. Certaines frontières sont associées à des gradients de densité importants : la plasmapause et la magnétopause. Les gradients de densité sont le siège de processus énergétiques qui peuvent être responsables de l’apparition d’ondes électrostatiques et électromagnétiques. Deux ondes électromagnétiques principales se propagent dans la magnétosphère de la Terre à une fréquence supérieure à la fréquence plasma locale. La première est l’AKR (rayonnement kilométrique auroral, « Auroral Kilometric Radiation »), une onde sporadique et très intense générée dans les cavités de plasma présentes dans les zones aurorales. La seconde est le Continuum, une onde stable et de faible intensité émise dans les gradients de densité, et plus particulièrement à la plasmapause. L’étude de cette dernière onde apporte des informations sur la forme et la dynamique de sa région source et permet, indirectement, d’étudier la plasmasphère.

Le Continuum a été observé pour la première fois en 1973 sur les données du satellite Imp 6. Il a été par la suite observé dans les magnétosphères de toutes les planètes magnétisées, ce qui en fait un phénomène astronomique classique. Le Continuum doit son nom à l’aspect continu en fréquence de la signature spectrale que le phénomène présentait sur les spectrogrammes au moment de sa découverte. L’utilisation d’instruments ayant une meilleure résolution a finalement permis de montrer que cette onde présente en réalité un caractère discret en fréquence. Beaucoup de travaux ont été menés afin de déterminer les caractéristiques de l’onde et son mécanisme de génération. Des études statistiques faites sur la répartition de l’intensité de l’onde dans la magnétosphère ainsi que des études de directivité ont montré que les sources du Continuum étaient localisées à la plasmapause. En parallèle, des études sur le mode de propagation de l’onde ont permis d’identifier un mode ordinaire. Plusieurs théories ont également été développées pour déterminer le mécanisme de génération de cette onde.

l’apparition de Continuum. De nombreuses études restent à faire pour bien comprendre le phénomène (localiser les sources du Continuum avec précision, identifier le lien existant entre la signature spectrale du Continuum et les ondes électrostatiques, comprendre le rôle que peuvent jouer les structures de densité existant à la surface de la plasmapause, examiner quel est le rôle de l’activité magnétique, déterminer le mécanisme de génération,…)

La mission Cluster est une mission novatrice. Elle est composée de quatre satellites identiques qui orbitent ensemble sous la forme d’un tétraèdre. La disposition tétraédrique des satellites permet pour la première fois une étude spatiale et temporelle des structures traversées et des phénomènes rencontrés. L’instrument WHISPER est dédié à l’étude des fréquences caractéristiques du plasma et à l’étude de la propagation et des caractéristiques des ondes naturelles. La résolution temporelle (un spectre toutes les 2.15 s) et fréquentielle (160Hz ou 320 Hz suivant le mode de fonctionnement) va permettre une étude des structures fines du Continuum. L’utilisation des mesures de quatre satellites, la configuration tétraédrique des satellites ainsi que la bonne résolution de l’instrument va permettre une étude spatiale et temporelle du faisceau de Continuum, ainsi que la localisation des sources par triangulation. A partir des mesures de l’instrument WHISPER à bord des satellites Cluster, mais aussi à partir des mesures d’autres instruments à bord des satellites Cluster ou des satellites IMAGE et Geotail, nous allons étudier dans ce manuscrit l’émission et la propagation du Continuum terrestre.

La partie I présente d’abord l’environnement magnétique terrestre ainsi que le phénomène étudié, le Continuum (partie A). Elle présente ensuite en détail la mission multi satellites Cluster et plus rapidement la mission Geotail et la mission IMAGE. Elle présente enfin les outils d’analyse utilisés dans ce manuscrit (partie B).

La partie II de ce manuscrit est dédiée à la présentation des études expérimentales. Elle est divisée en quatre parties.

Dans la partie A, nous allons montrer, à partir des données des quatre satellites Cluster, comment déterminer les caractéristiques spatiales et temporelles du faisceau, puis comment déterminer la position de la source dans les cas d’une propagation directe et d'une propagation indirecte.

Dans la partie B, à partir d’une étude statistique, nous allons étudier la propagation du Continuum dans la magnétosphère et dans le vent solaire. Après avoir étudié comment le

Continuum « remplit » la magnétosphère, nous regarderons l’évolution de la signature spectrale au cours de la propagation.

Dans la partie C, nous étudierons les mécanismes de génération. Nous nous intéresserons plus particulièrement à la théorie de Jones (1980, 1982). Nous nous intéresserons également au lien existant entre les ondes électrostatiques et l’émission du Continuum.

Dans la partie D, nous nous intéresserons au lien existant entre la géométrie de la surface émettrice et la signature spectrale observée.

A. Généralités

Cette thèse porte sur l’étude d’un phénomène observé dans l’environnement magnétique de la Terre. Dans la partie A, nous allons présenter en détail cet environnement, en partant des caractéristiques du champ magnétique de la Terre, et en regardant l’impact du vent solaire sur ce champ magnétique. Nous verrons ensuite en détail les caractéristiques du phénomène étudié, le Continuum.

I. L’environnement magnétique de la Terre

1. Le champ magnétique de la Terre

figure 1.1 schéma de la structure dipolaire du champ magnétique de la Terre.

Comme un aimant, la Terre possède un champ magnétique dipolaire. L’existence du champ magnétique terrestre était déjà connue des chinois au 8ème siècle de notre ère. En 1839, Gauss

dizaine de degrés par rapport à l’axe de rotation de la Terre. Il en déduit que l’origine du champ magnétique est interne. Les études de sismologie montrent que le centre de la Terre est composé d’une graine de fer solide entourée d’un noyau de fer et de nickel en fusion. La rotation différentielle entre le noyau et la graine est responsable de l’apparition d’un effet dynamo (Larmor, 1919) qui explique l’existence du champ magnétique de la Terre (figure 1.1).

L’axe du dipôle est actuellement incliné de 10.3° par rapport à l’axe des pôles géographiques (axe de rotation de la Terre) (Barker et al., 1986). Les pôles magnétiques sont donc légèrement décalés par rapport aux pôles géographiques. Les études de paléomagnétisme ont montré que, pour une raison encore inconnue, les pôles magnétiques s’inversaient régulièrement. Actuellement, le pôle nord magnétique se trouve à proximité du pôle sud géographique.

2. Le vent solaire

figure 1.2 queues de la comète Hale Bopp (www. astrosurf.com). La queue de poussière est parallèle à la trajectoire de la comète, la queue de plasma est dirigée dans la direction opposée à celle du Soleil.

Le vent solaire est un flux de plasma complètement ionisé provenant du Soleil. Ce plasma est en majorité composé de protons, d’électrons et d’ions He++. Les premières hypothèses concernant l’existence de ce flux de plasma datent de la fin du 19ème siècle : Fitzgerald (1892, 1900) puis Lodge (1900) émettent l’idée que de la matière s’échappe du Soleil. Chapman et

Queue de plasma

théorie est reprise par Biermann (1951) pour expliquer un phénomène qui intrigue les astronomes depuis longtemps. Les comètes possèdent une longue queue de gaz et de poussière qui s’échappe du noyau (queue de poussière sur la figure 1.2). Cette queue est orientée parallèlement à la trajectoire de la comète. Une deuxième queue composée de gaz ionisés, apparaît dirigée dans la direction opposée à celle du Soleil (queue de plasma sur la figure 1.2). L’existence de cette deuxième queue restait inexpliquée. Biermann (1951) propose l’existence d’un flux permanent de particules chargées provenant du soleil qui interagit avec les particules ionisées s’échappant des comètes. Il prédit ainsi l’existence du vent solaire. Celui-ci est observé pour la première fois sur les données de Imp 1 en 1963. Le plasma composant le vent solaire provient de la couronne solaire (Parker, 1958). Dans cette région de l’atmosphère du Soleil, la température dépasse le million de degrés. La vitesse d’agitation thermique des particules est alors suffisamment importante pour permettre leur échappement vers le milieu interplanétaire. Tous les corps du système solaire sont donc plongés dans un plasma en mouvement provenant du Soleil et dont la vitesse et la densité dépendent de l’activité solaire. Au niveau de l’orbite de la Terre, la densité du vent solaire est d’environ 5 particules. cm-3 et sa vitesse est comprise entre 300 et 600 km. s-1. Le mouvement de ce plasma est radial par rapport au Soleil.

figure 1.3 spirale de Parker.

Le plasma du vent solaire est complètement ionisé, faiblement collisionnel et fortement conducteur. A partir des équations de la MHD (magnétohydrodynamique) on montre que,

transporté par le plasma du vent solaire et forme ainsi le champ magnétique interplanétaire (IMF, « interplanetary magnetic field ») (Sonett, 1960). Du fait de la rotation du Soleil, ce champ magnétique à une forme de spirale (Parker, 1963). L’orientation et l’amplitude du champ magnétique interplanétaire sont donc variables (figure 1.3).

3. La magnétosphère de la Terre

Si un plasma en mouvement rencontre un corps magnétisé, le plasma confine le champ magnétique dans une région limitée autour du corps. Le corps magnétisé, de son côté tend à exclure le plasma qui ne peut donc pas pénétrer dans son champ magnétique. Il en résulte l’apparition d’une cavité à l’intérieur du plasma. La taille de cette cavité dépend de la densité et de la vitesse du plasma, ainsi que de l’intensité du champ magnétique. Lorsque le vent solaire rencontre le champ magnétique de la Terre, il est donc responsable de l’apparition d’une cavité, la magnétosphère (Gold, 1959), à l’intérieur de laquelle le champ magnétique terrestre domine.

figure 1.4 magnétosphère de la Terre plongée dans le vent solaire.

Du fait de la pression magnétique et particulaire du vent solaire, le champ magnétique de la Terre est comprimé côté jour et étiré côté nuit (figure 1.4). La géométrie du champ magnétique terrestre est donc modifiée. Cette modification est particulièrement importante à

proximité de la frontière séparant le vent solaire de la magnétosphère (la magnétopause). Plus l’altitude diminue, donc, plus on se rapproche de la source du champ magnétique, plus la géométrie du champ magnétique se rapproche de celle du dipôle.

3.1 Convection et corotation des lignes de champ magnétique

En réalité, la cavité magnétosphèrique n’est pas complètement étanche. Lorsque le champ magnétique terrestre et le champ magnétique interplanétaire (IMF) sont antiparallèles, le gel du champ magnétique est rompu. Dans ce cas, un mécanisme de reconnexion entre les lignes de champ magnétique est possible et le plasma du vent solaire peut pénétrer à l’intérieur de la magnétosphère. Dans le cas du champ magnétique terrestre, la reconnexion est possible lorsque l’IMF est dirigé vers le Sud.

figure 1.5 reconnexion entre les lignes de champ magnétique terrestre (en bleu) et les lignes de champ magnétique interplanétaire (en vert), et convection des lignes de champ magnétique reconnectées (en rouge) (d’après Baumjohann et Treumann, 1997).

La figure 1.5 décrit le processus. Les lignes de champ magnétique interplanétaires (en vert) dirigées vers le Sud arrivent en contact avec le champ magnétique terrestre (en bleu). A l’endroit où les deux champ magnétique sont exactement opposés (dans le plan équatorial sur la figure), les deux lignes de champ magnétique (notées 1) s’ouvrent puis se connectent entre elles, donnant ainsi naissance à deux lignes de champ magnétique ouvertes (en rouge, notées 2). Une des extrémités de ces lignes de champ magnétique est connectée à la Terre, alors que la seconde est ouverte sur le milieu interplanétaire. Le vent solaire transporte ensuite ces lignes de champ magnétique au dessus de la calotte polaire puis dans la queue (en rouge,

lignes de champ magnétique se rencontrent (en rouge, notées 7). La direction de leur champ magnétique étant opposé, ces deux lignes de champ magnétique se reconnectent, créant une ligne de champ magnétique terrestre (en bleu, notée 8) et une ligne de champ magnétique interplanétaire (en vert, notée 8). Après s’être reconnectée à l’arrière de la magnétosphère, la ligne de champ magnétique de l’IMF (en vert, n° 8) s’éloigne dans le milieu interplanétaire, alors que la ligne de champ magnétique terrestre (en bleu, n° 8 et 9) se dirige vers la Terre. Le transport des lignes de champ magnétique dû au vent solaire présenté ici est un mouvement de convection. Lorsque la ligne de champ magnétique terrestre se rapproche de la Terre, l’influence du vent solaire diminue, et la ligne de champ magnétique est alors entraînée par la Terre dans sa rotation sur elle-même. Ce mouvement est un mouvement de corotation. Elle peut ainsi être transportée sur la face avant de la magnétosphère et se reconnecter à nouveau. Le mouvement des lignes de champ magnétique est responsable de l’apparition d’un champ électrique dont les équipotentielles sont représentées sur les figures 1.6 a et b. Celles-ci correspondent approximativement à la trajectoire des lignes de champ magnétique. Deux types d’équipotentielles apparaissent sur ces figures : des équipotentielles ouvertes, qui correspondent aux régions dans lesquelles la convection domine et des équipotentielles fermées qui correspondent aux régions dans lesquelles la corotation domine.

figure 1.6 équipotentielles du champ électrique tracées dans le plan de l’équateur magnétique pour deux niveaux différents de l’activité magnétique : faible activité magnétique (kp = 2) (figure a) et forte activité magnétique (kp = 7) (figure b) (Spasojevic, 2003).

La reconnexion permet l’entrée dans la magnétosphère du plasma énergétique du vent solaire. Ce processus perturbe donc l’équilibre de la magnétosphère et est responsable de l’apparition

d’une activité magnétique plus où moins importante (Murayama, 1982). Lorsque la vitesse du vent solaire est importante (> 500 km.s-1), les effets de la reconnexion sont accentués. La figure 1.6 présente les équipotentielles du champ électrique pour deux niveaux différents d’activité magnétique : la figure 1.6 a présente les équipotentielles tracées pour une période de faible activité magnétique et la figure 1.6 b présente les équipotentielles tracées pour une période de forte activité magnétique. Pendant une période de faible activité magnétique, la corotation domine jusqu’à environ 5 RT. Durant une période d’activité magnétique

importante, la convection domine sur une région beaucoup plus étendue, et la région dans laquelle la corotation domine devient relativement étroite. Comme on va le voir par la suite, ce phénomène a des conséquences sur la dynamique de la magnétosphère interne.

3.2 Les différentes régions de la magnétosphère

La magnétosphère de la Terre est divisée en plusieurs régions caractérisées par l’étirement des lignes de champ magnétique, la densité et l’énergie des populations de particules. Ces différentes régions (lobes, magnétogaine, plasmasphère,…) sont localisées sur la figure 1.4.

3.2 a Les régions frontières : l’onde de choc, la magnétopause et la magnétogaine

La vitesse du vent solaire au niveau de l’orbite de la Terre atteint une vitesse supersonique (sa vitesse est supérieure à la vitesse d’Alfven et à la vitesse du son). Lorsque le vent solaire rencontre le champ magnétique de la Terre, sa vitesse devient brutalement subsonique. Il se crée alors une onde de choc en amont de la magnétosphère (Axford et Hines, 1961, Kellog, 1962). Le vent solaire s’écoule ensuite autour de la magnétosphère dans la magnétogaine. Dans cette région la densité du plasma varie : elle est plus importante en amont du choc que sur les flancs.

La magnétopause est définie pour la première fois par Chapman et Ferraro (1931). Elle constitue la frontière entre le vent solaire et la magnétosphère. A l’extérieur de la frontière, la pression du vent solaire domine, à l’intérieur de la frontière, la pression du champ magnétique terrestre domine. La magnétopause est définie comme la surface à laquelle les deux pressions s’équilibrent. Il s’agit d’une frontière relativement étanche à travers laquelle le vent solaire pénètre difficilement. Plusieurs phénomènes permettent cependant la pénétration du plasma du vent solaire à travers la magnétopause, comme par exemple la reconnexion magnétique

position dépend de l’activité solaire : elle se trouve à 13 RT en période de faible activité

solaire et peut atteindre 6 RT lors d’événement solaire important.

3.2 b Les cornets polaires

Les cornets polaires sont deux régions de forme conique qui correspondent à la partie de la magnétosphère qui sépare les lignes de champ magnétique fermées situées côté jour des lignes de champ magnétique ouvertes situées côté nuit. Au niveau des flancs, les cornets polaires séparent les lignes de champ magnétique fermées situées côté crépuscule des lignes de champ magnétique fermées situées côté aube. Les lignes de champ magnétique des cornets polaires sont des lignes de champ magnétique récemment reconnectées qui ont une extrémité connectée aux hautes latitudes terrestres et une extrémité ouverte sur le milieu interplanétaire.

3.2 c Les lobes et la queue

Les lobes et la queue sont situés côté nuit. Dans les lobes, les lignes de champ magnétique sont ouvertes. Les pieds de ces lignes de champ magnétique sont rattachés à l’ionosphère dans la calotte polaire. Dans cette région, la densité est très faible (0.001 particules. cm-3).

La queue est une région composée de ligne de champ magnétique fermées et étirées. La densité y est supérieure à celle des lobes (0.01 à 0.1 particules. cm-3).

3.2 d La plasmasphère

La plasmasphère est une région toroïdale située approximativement dans la région dipolaire, là où les équipotentielles sont fermées (figure 1.6), et qui se trouve juste au dessus de l’ionosphère (figure 1.7). C’est une région dense (103 particules. cm-3) essentiellement peuplée d’électrons et de protons échappés de l’ionosphère et circulant le long des lignes de champ magnétique.

La frontière extérieure de la plasmasphère, ou plasmapause, a été découverte au début des années 1960 à partir d’observations au sol d’ondes de sifflements (ou whisler) (Carpenter, 1963). En même temps, Gringauz (1963) la découvrait à partir de mesures in situ du plasma. La plasmapause est caractérisée par une chute de densité qui peut atteindre plusieurs ordres de grandeur, et se trouve approximativement localisée le long de la dernière équipotentielle fermée. En dessous de la plasmapause la corotation domine, au dessus de la plasmapause la

convection domine (Parks, 1991, Wolf, 1995). La plasmasphère correspond donc à la région dans laquelle la corotation domine c'est-à-dire qu’elle est entraînée par la Terre dans sa rotation sur elle-même.

Figure 1.7 schéma représentant la plasmasphère. Celle-ci est plus étendu côté crépuscule que côté aube et est entraînée par la Terre dans sa rotation (www. Windows.ucar.edu).

Comme on peut le voir sur la figure 1.6, la dernière équipotentielle fermée dans le plan équatorial est localisée à des distances géocentriques différentes en fonction de la longitude. La position de la plasmapause ainsi que l’extension de la plasmasphère dépendent donc de la longitude. Il existe en particulier un renflement plasmasphèrique (ou « bulge » en anglais) situé entre 16h MLT et 20h MLT (Carpenter, 1966, Chappell et al., 1970) (voir annexe 2 pour la définition des différents systèmes de coordonnées).

figure 1.8 exemples de structures plasmasphèriques : plume (à gauche) et encoche (à droite).

La plasmapause n’est pas une surface statique. L’augmentation de l’activité magnétique entraîne une modification de la taille et de la forme de la plasmasphère. En période de faible

encoche plume

magnétique importante, la plasmapause se rapproche de la Terre. Son altitude peut descendre jusqu’à 2 RT. Des travaux expérimentaux ont montré que la compression de la plasmasphère

avait lieu côté nuit. Chappell et al. (1970) ont, en particulier, montré que la position de la plasmapause côté nuit était liée à l’intensité moyenne de l’activité magnétique dans une période de 2 à 6h précédent l’observation. La déformation se déplace ensuite autour de la Terre grâce à la corotation. La plasmapause côté jour ne réagit donc pas tout de suite à l’augmentation de l’activité magnétique. La position de la plasmapause côté jour dépend de l’intensité de l’activité magnétique pendant la période durant laquelle cette partie de la plasmapause était située côté nuit. Un orage magnétique isolé n’est donc pas suffisant pour comprimer globalement la plasmasphère. Carpenter et al. (1972) montrent qu’une activité magnétique conséquente d’une durée d’au moins 10h est nécessaire.

Les variations de l’activité magnétique sont responsables d’une augmentation de la vitesse de convection dans le secteur après midi. Le plasma situé dans les couches externes, de la plasmasphère et initialement en corotation est alors déséquilibré. Ce phénomène est responsable de l’apparition de nombreuses structures, comme, par exemple, les plumes (ou panaches) ou les encoches (instabilité d’interchange, voir Lemaire, 1974, 1975, 2001) (figure 1.8). Ces structures peuvent perdurer plusieurs heures après l’augmentation de la vitesse de convection.

3.2 e Densités et gradients de densité dans la magnétosphère

figure 1.9 répartition de la densité dans la magnétosphère (les régions les plus denses sont représentées avec les couleurs les plus sombres).

103 10-1 _{à 10}-2 5 10-3 5 à 10 Part.cm-3

La répartition de la densité dans les différentes régions de la magnétosphère et dans le vent solaire n’est pas uniforme. Sur la figure 1.9, les régions les plus denses sont représentées avec les couleurs les plus foncées.

région densité

plasmasphère 103 particules. cm-3

queue 10-1 _{à 10}-2 _{particules. cm}-3

lobes 10-3 _{particules. cm}-3

Gaine et cornets 5 à 10 particules. cm-3

Vent solaire 5 particules. cm-3

tableau 1.1 densité dans les régions de la magnétosphère.

Les régions les plus denses sur la figure 1.9 sont la plasmasphère, la magnétogaine et les cornets polaires, et le vent solaire. Les régions les moins denses sont la queue et les lobes. Le tableau 1.1 donne la densité dans les différentes régions (voir Escoubet et al., 1997). Les régions de forte densité sont donc séparées par des régions de densité plus faible, ce qui est responsable de l’existence de gradients de densité plus ou moins importants. Comme on peut le voir le saut de densité entre deux régions consécutives est très variable. Il est particulièrement important lorsqu’on passe de la plasmasphère à la queue, c'est-à-dire en traversant la plasmapause, et lorsqu’on passe des lobes à la magnétogaine, c'est-à-dire en traversant la magnétopause. Ces deux régions frontières, plasmapause et magnétopause, constituent les gradients les plus importants de la magnétosphère.

4. Les indices d’activité magnétique

Le champ magnétique mesuré à la surface de la Terre est la somme du champ magnétique terrestre d’origine interne, et de variations transitoires dont les sources se trouvent dans l’environnement ionisé de la Terre. Les variations transitoires résultent des courants circulant dans l’ionosphère, dans la magnétosphère et sous la surface de la Terre. Il est alors possible de visualiser les variations de l’activité magnétique à partir de mesures effectuées à la surface de la Terre et de définir des indices d’activité magnétique. Un certains nombre d’indices

magnétiques ont ainsi été définis (Mayaud, 1980, Rangarajan, 1989, Berthelier, 1993). Seuls l’indice kp et l’indice dst seront utilisés dans ce manuscrit.

4.1 L’indice kp

L’indice kp exprime une moyenne, au niveau planétaire, de l’activité magnétosphèrique (Bartels et al., 1939). L’indice kp est calculé depuis 1932. Il est calculé à partir de la valeur moyenne des deux composantes horizontales du champ magnétique mesurées par treize stations, onze situées dans l’hémisphère nord et deux situées dans l’hémisphère sud. L’indice kp est calculé toutes les 3h et va de 0 à 9.

4.2 L’indice dst

La courbure des lignes de champ magnétique et le gradient de champ magnétique sont responsables de l’apparition d’un mouvement de dérive des particules chargées (Baumjohann et Treumann, 1996). Ce mouvement de dérive, dirigé vers l’Ouest pour les électrons et vers l’Est pour les ions, a pour conséquence l’apparition d’un anneau de courant de forme toroïdale centré sur l’équateur magnétique, et situé entre 2 RT et 9 RT. Pendant les orages et les sous

orages magnétiques, des particules énergétiques viennent renforcer l’anneau de courant. Les perturbations de l’anneau de courant ont un impact direct sur le champ magnétique à la surface de la Terre, et sont détectées par les quatre stations situées aux basses latitudes. L’indice dst est calculé à partir des mesures de ces stations. Cet indice, calculé toutes les heures, permet d’estimer l’activité du courant annulaire lors des phases d’orage. Il devient en particulier fortement et brutalement négatif lorsqu’un orage violent se produit.

5. Pulsations magnétique

Les oscillations magnétiques sont dues à des ondes très basses fréquences provoquant des oscillations des lignes de champ magnétique et du plasma (Dungey, 1954 a et b). Les oscillations des lignes de champ magnétique sont observables au sol, ce qui a permis leur identification en 1861 (Stewart, 1861).

Les ondes responsables des pulsations magnétiques sont classées en deux groupes :

• Les Pc, ou pulsations continues, qui correspondent à des ondes quasi sinusoïdales possédant un pic en fréquence bien défini

Chaque groupe est divisé en sous groupes définis à partir de la période de l’onde (voir tableau 1.2).

Pc-1 Pc-2 Pc-3 Pc-4 Pc-5 Pi-1 Pi-2

T (s) 0.2-5 5-10 10-45 45-150 150-600 1-40 40-150

f 0.2-5 Hz 0.1-0.2 Hz 22-100 mHz 7-22 mHz 2-7 mHz 0.025-1 Hz 2-25 mHz

Tableau 2.1 périodes et fréquences des différentes classes de pulsations

Dans ce manuscrit, seule les Pc-5 seront utilisées. Il s’agit d’ondes observées sur des durées comprises entre quelques minutes et quelques heures. Elles ne sont jamais observées en période de faible ou de forte activité magnétique, mais apparaissent en général pendant la période de recouvrement des perturbations magnétiques modérées. Ces ondes se propagent suivant deux modes (Dungey, 1963, 1968) :

• Toroïdal : mode non compressionnel. Dans ce cas, le plasma oscille perpendiculairement au plan méridien magnétique

• Poloïdal : mode compressionnel. Dans ce cas, le plasma oscille parallèlement au plan méridien magnétique

Ces ondes provoquent une oscillation de toute la ligne de champ magnétique. Dans la région dipolaire, ces lignes sont fermées, elles se comportent alors comme des cordes attachées aux deux bouts et des résonances apparaissent. La fréquence du fondamental est inversement proportionnelle à la longueur de la ligne de champ magnétique (plus la ligne de champ magnétique se trouve proche de la Terre, et plus la fréquence du fondamental est élevée).

II. Une onde électromagnétique : le Continuum

Deux ondes électromagnétiques principales se propagent dans le magnétosphère de la Terre à une fréquence supérieure à la fréquence plasma locale : la première est appelée radiation kilométrique aurorale ou AKR (Auroral Kilometric radiation en Anglais), la seconde est appelée Continuum (figure 2.1).

L’AKR est une onde qui se propage dans le mode extraordinaire (ou mode X) (voir annexe 1 pour la définition des mode de propagation). Elle est générée dans les zones aurorales et elle est associée à l’observation d’aurores (Kurth et al., 1975). L’AKR est une émission

(ou mode O) et sa polarisation est circulaire (Gurnett, 1988). Il est généré dans les gradients de densité. C’est une émission de faible intensité, stable sur des échelles de temps de l’ordre de plusieurs heures (Gurnett, 1975).

figure 2.1 spectrogramme de l’instrument WHISPER à bord de C3 (Cluster 3) le 3 juin 2003. On y voit les signatures spectrales du Continuum et de l’AKR qui sont les deux ondes électromagnétiques principales se propageant dans la magnétosphère de la Terre à f > fpe.

Le Continuum est l’onde étudiée dans ce manuscrit. A partir des travaux antérieurs, nous allons à présent la caractérisée en détail, nous verrons où sont localisées ses sources, ainsi que les mécanismes de génération existants.

1. Caractéristiques du Continuum

Le Continuum a été observé pour la première fois en 1973 dans la magnétosphère de la Terre sur les données du satellite Imp 6 (Brown, 1973). Le Continuum doit son nom à l’aspect continu en fréquence qu’il présentait sur les spectrogrammes de Imp 6.

figure 2.2 schéma représentant le Continuum s’échappant (en orange) et restant piégé (en bleu) dans la magnétosphère. La courbe noire donne l’évolution de la fréquence plasma.

f magnétogaine plasmasphère f magnétogaine plasmasphère

Des bandes sont parfois vues sur les données de Imp 6 par Gurnett et Shaw (1973). Celles-ci sont définitivement mises en évidence par Kurth et al. (1981) grâce à la meilleure résolution de l’instrument embarqué à bord de ISEE 1. Du fait du caractère finalement discret de l’onde, différents auteurs ont proposé de modifier le nom donné à l’émission. Tenant compte de la signature spectrale de l’onde, Kurth (1982) propose de l’appeler « radiation terrestre en bandes étroites » (narrowband terrestrial radiation). Tenant plutôt compte de la longueur d’onde de la radiation, Jones (1980) décide de l’appeler « radiation myriamétrique terrestre » (terrestrial myriametric radiation). Finalement, c’est le nom de « Continuum » qui reste utilisé, mais les deux autres noms peuvent être trouvés dans certains articles.

figure 2.3 présentation des deux types de Continuum terrestre existant. Le Continuum kilométrique est observé entre 100 et 800 kHz, alors que le Continuum normal est observé entre 2 kHz et 100 kHz. Ce dernier est divisé en plusieurs classes : le Continuum piégé, le Continuum non piégé et le Continuum dynamique.

Le Continuum a également été observé dans les magnétosphères de toutes les planètes magnétisées (Kurth, 1992). Il est détecté dans les magnétosphères des planètes géantes par les sondes Voyager 1 et 2. Le Continuum vu dans les magnétosphères de ces planètes, dont la taille est plus importante que celle de la magnétosphère terrestre, est plus intense et a une extension en fréquence plus importante que le Continuum observé dans la magnétosphère de

2 kHz 30 à 40 kHz 100 kHz 800 kHz

•

•

•

•

Continuum apparaît sous forme de spectre continu ou sous forme de bandes (Gurnett et al., 1983). Le Continuum est donc une onde pouvant être générée dans des magnétosphères très différentes et dans des plasmas très différents en conservant des caractéristiques spectrales similaires.

Le Continuum terrestre est observé sur une échelle de fréquences comprises entre 2 kHz et 800 kHz. L’onde se propage dans le mode ordinaire (Gurnett et al., 1988). La fréquence de coupure de l’onde est donc la fréquence plasma (fpe) (voir le diagramme CMA, annexe 1).

Ceci signifie que si l’onde arrive dans une région dans laquelle la fréquence plasma est supérieure ou égale à sa fréquence de propagation, elle ne pourra plus se propager et sera réfléchie. L’onde est émise dans le gradient de densité de la plasmapause, là où la fréquence plasma du milieu est égale à la fréquence de l’onde. La figure 2.2 montre deux ondes émises chacune à une fréquence donnée qui se propagent dans le mode O à l’intérieur de la magnétosphère. Considérons l’onde émise à la fréquence la plus élevée dans la plasmapause (en orange). Elle se propage à une fréquence supérieure à la fréquence plasma maximale de la magnétogaine. Cette onde peut s’échapper. L’onde émise à la fréquence la plus basse dans la plasmasphère (en bleu) se propage à une fréquence inférieure à la fréquence plasma maximale de la magnétogaine. Cette onde est réfléchie lorsqu’elle rencontre le point où la fréquence plasma du milieu et sa fréquence de propagation sont égales. Il en sera de même, lorsque, après avoir été réfléchie à la magnétogaine, elle rencontrera à nouveau la plasmapause. Cette onde est piégée à l’intérieur de la magnétosphère. Il y a donc deux sortes de Continuum : celui qui s’échappe de la magnétosphère, et celui qui reste piégé à l’intérieur de la magnétosphère. Cette classification simple est la première classification qui a été établie pour cette onde (Gurnett et Shaw, 1973).

La figure 2.3 présente la classification utilisée après la découverte du Continuum (à gauche, en rouge), et la classification utilisée aujourd’hui (à droite). Comme on le voit sur cette figure, la classification s’est complexifiée. Le Continuum est aujourd’hui divisé en deux types : le Continuum normal, observé entre 2 kHz et 100 kHz, et le Continuum kilométrique, observé au-dessus de 100 kHz (Hashimoto et al., 1999). Le Continuum normal est lui-même divisé en trois classes. Les deux premières correspondent aux deux sortes de Continuum définies dans la première classification : le Continuum piégé, observé au dessous de 40 kHz et le Continuum non piégé, observé entre 40 kHz et 100 kHz. Une troisième classe de Continuum composant le type Continuum normal est le Continuum dynamique (ou ‘Continuum

enhancement’ en anglais). Cette classe de Continuum décrite pour la première fois par Gough (1982) a une signature spectrale très particulière et est liée aux orages magnétiques.

Nous allons à présent regarder les caractéristiques spectrales des différentes sortes de Continuum définies ici.

1.1 Continuum normal

Le Continuum normal (f < 100 kHz) est observé depuis 1973 sur les données de tous les satellites orbitant dans la magnétosphère de la Terre. Comme on l’a vu, ce type de Continuum est divisé en plusieurs classes : le Continuum piégé (‘trapped Continuum’ en anglais), le Continuum non piégé (‘escaping Continuum’ en anglais) et le Continuum dynamique (‘Continuum enhancement’ en anglais).

1.1 a Le Continuum non piégé

Le Continuum entrant dans la classe Continuum non piégé, typiquement observé entre 40 kHz et 100 kHz (figure 2.3), s’échappe de la magnétosphère. Sa signature spectrale est visible sur le spectrogramme de la figure 2.4 et se présente sous forme de bandes fines. La figure de droite montre la trajectoire de la radiation s’échappant de la magnétosphère. Dans ce cas, la magnétogaine joue le rôle d’une paroi poreuse la laissant s’échapper.

figure 2.4 données du 28 décembre 1977 du satellite ISEE 1 (à gauche) (d’après Kurth et al., 1981). A droite, schéma décrivant la trajectoire des rayons pour une onde s’échappant de la magnétosphère.

X Y

1.1 b Le Continuum piégé

Le Continuum entrant dans la classe Continuum piégé est typiquement observé au dessous de 40 kHz (figure 2.5) et reste, comme son nom l’indique, piégé à l’intérieur de la cavité magnétosphèrique. Dans ce cas, la magnétogaine joue le rôle d’un miroir qui réfléchit la radiation (figure 2.5 b). Grâce à de multiples réflexions, le Continuum piégé remplit la cavité magnétosphérique (Gurnett, 1975, Kurth et al., 1981).

figure 2.5 spectrogramme de l’instrument WHISPER à bord de Cluster 3 le 20 juin 2003 (a). Le Continuum piégé apparaît entre 2 et 30 kHz. A droite (b), schéma décrivant la trajectoire des rayons pour une onde piégée dans la magnétosphère (d’après Gurnett, 1975).

La signature spectrale du Continuum piégé est visible entre 2 et 30 kHz sur le spectrogramme de la figure 2.5. Contrairement à la signature spectrale du Continuum non piégé, la signature spectrale du Continuum piégé apparaît continue sur toute l’échelle de fréquence dans laquelle il est observé. Deux théories ont été développées pour expliquer le caractère diffus du Continuum piégé. La première est développée par Gurnett (1975) et est présentée sur la figure 2.5 b. Le satellite, situé à l’intérieur de la magnétosphère, se trouve à l’intersection de plusieurs rayons ayant été émis à des endroits différents de la plasmapause, et ayant été réfléchis à l’intérieur de la magnétogaine. Ces rayons, provenant d’endroits différents de la plasmapause, ont des fréquences différentes, ce qui provoque un brouillage du spectre. La deuxième théorie est développée par Barbosa (1981). Le Continuum se propage dans la magnétosphère. S’il se propage à une fréquence suffisamment basse, il se réfléchit sur les murs de la cavité (plasmapause et magnétopause). Le mouvement des murs de la cavité est alors responsable de l’élargissement en fréquence des bandes de Continuum. Après un grand nombre de réflexions, les bandes sont tellement élargies qu’elles se superposent, ce qui provoque le brouillage du spectre.

A partir des données de ISEE 1, Kurth et al. (1981) ont montré que le Continuum piégé apparaissant à une fréquence inférieure à 40 kHz pouvait également apparaître sous forme de bandes fines. Malgré ces observations, le Continuum apparaissant sous une forme continue sur les spectrogrammes est couramment considéré comme étant piégé, et le Continuum apparaissant sous une forme de bandes sur les spectrogrammes est couramment considéré comme étant non piégé.

1.1 c Le Continuum dynamique

Il existe une dernière classe de Continuum normal appelée Continuum dynamique (‘Continuum enhancement’ en anglais). Cette classe de Continuum apparaît sur les spectrogrammes en période de forte activité magnétique. Elle apparaît typiquement au dessus de 2 kHz (figure 2.3) sous forme de bandes et est caractérisée par une évolution rapide de son intensité et de sa fréquence (figure 2.6) (voir Gough, 1982, Kasaba et al., 1998, Filbert et Kellogg, 1989). Cette classe de Continuum est visible sur les spectrogrammes de Cluster (Décréau et al., 2004) mais ne sera pas étudiée dans ce manuscrit.

figure 2.6 spectrogramme de l’instrument WHISPER à bord de Cluster 1 le 25 juillet 2002. Le Continuum dynamique apparaît entre 2 et 70 kHz.

1.2 Continuum kilométrique

Le Continuum kilométrique est observé entre 100 et 800 kHz et avec une intensité similaire à celle du Continuum normal. Il est observé sur les spectrogrammes de ISEE 1 (Kurth et al., 1981…), mais il est défini comme une classe de continuum spécifique par Hashimoto et al.

observé à toutes les longitudes. Les observations faites à partir des satellites IMAGE et Geotail ont montré que ce type de Continuum était observé entre -15° et +15° de latitude magnétique (Hashimoto et al., 1999, Green et al., 2004).

figure 2.7 spectrogramme de Geotail le 30 octobre 2003 (Hashimoto et al.,1999). Le Continuum dynamique apparaît sous forme de bandes au-dessus de 100 kHz.

Comme le Continuum non piégé, le Continuum kilométrique se présente sous forme de bandes (figure 2.7) plus espacées que celle du Continuum normal (environ 27 kHz sur la figure 2.7). Le Continuum kilométrique est observé à des fréquences supérieures à 100 kHz, ce qui correspond à une valeur de fpe observable à l’intérieur de la plasmasphère. Pour cette

raison, les sources du Continuum kilométrique ont d’abord été supposées se trouver à l’intérieur de la plasmasphère et non dans le gradient de densité de la plasmapause (Hashimoto et al., 1999). Carpenter et al. (2000) suggèrent que ce type de Continuum pourrait venir de cavités creusées à l’intérieur de la plasmasphère. Cette hypothèse permet de rencontrer des densités (donc des fréquences plasma) plus élevées. Green et al. (2004) reprennent l’hypothèse de Carpenter. A partir d’une étude statistique faite sur la base des données d’IMAGE et de Geotail, ils montrent que, dans 94% des cas, l’observation de Continuum kilométrique est liée à l’observation de structures à la surface de la plasmasphère et plus particulièrement de déplétions de densité et d’encoches. Ils montrent ainsi que

de Continuum kilométrique. La gamme de fréquence de l’instrument WHISPER à bord des satellites Cluster ne s’étendant pas au-delà de 80 kHz, ce type de Continuum n’est pas visible sur les spectrogrammes fait à partir des données de cet instrument et ne sera pas étudié dans ce manuscrit.

2. Les sources du Continuum

Les premières études ayant pour but de localiser les sources du Continuum sont des études statistiques (Gurnett 1974, 1975) faites sur les valeurs de l’intensité. L’étude statistique faite par Gurnett (1975) à partir de trois ans de données du satellite Imp 6 montre que les valeurs maximales de l’intensité du Continuum non piégé sont obtenues entre 3.98 RT et 7.94 RT et

entre 4h et 14h MLT (temps magnétique local, voir annexe 2) (figure 2.8 pour f = 56.2 kHz). Les sources du Continuum se trouvent donc à la plasmapause et dans un domaine de longitudes précis.

figure 2.8 répartition de l’intensité du Continuum se propageant à 56.2 kHz (Gurnett, 1975).

Une nouvelle étude statistique a été faite par Kurth et al. (1981) sur la base d’une analyse de un an de données de ISEE 1. Cette étude, qui s’intéresse à la direction de propagation de l’onde, indique que la région émettrice se trouve plutôt entre 0h et 7h MLT. Aucune étude n’étant venue confirmer ou infirmer l’un ou l’autre des résultats, on dit que le Continuum est

aux valeurs de l’intensité mesurée par le satellite Hawkeye dans le plan (ySM, zSM) (voir

annexe 2) confirme ce résultat.

Par ailleurs, Gurnett (1975) montre que de fortes valeurs de l’intensité peuvent également être observées au-delà de 8 RT et jusqu’à 20 RT. Il analyse la direction de propagation de l’onde

sur chacun des cas présentant de fortes valeurs d’intensité à de grandes distances. Cette étude montre que ces événements semblent être générés à la magnétopause.

L’observation conjointe d’un événement par ISEE 1 et GEOS, situé à des endroits différents de la magnétosphère contient la même information : des sources pourraient être situées à la magnétopause (Jones et al., 1987). Aucune étude in situ n’a clairement mis en évidence l’existence de sources à la magnétopause. Nous supposerons par la suite que les sources se trouvent de préférence à la plasmapause.

Très peu d’études ont été faites sur la taille des sources du Continuum. Cependant, les bandes fines observées sur les spectrogrammes ont une largeur spectrale inférieure au kHz. Ceci implique que la région d’émission est très localisée, donc que la source est très peu étendue le long du gradient de densité (Etcheto et al., 1982).

3. Les mécanismes de génération

figure 2.9 d’après Kurth, 1982. Le Continuum (Narrowband radiation) apparaît dans la continuité des ondes électrostatiques (UHR bands).

Différentes théories ont été développées pour expliquer la génération du Continuum. Le Continuum observé près de ses sources est souvent associé à des ondes électrostatiques. Il apparaît alors dans la continuité des ondes électrostatiques (figure 2.9. D’après Kurth, 1982) (Gurnett, 1975, Kurth et al., 1981). La plupart des théories de génération partent donc de l’existence d’une onde électrostatique. Celle-ci va ensuite se convertir directement ou

indirectement en une onde électromagnétique de mode O, c'est-à-dire en Continuum. On définit alors la source du Continuum comme la région dans laquelle le mode O apparaît. Parmi les théories développées, la plupart sont des théories non linéaires. Une théorie linéaire a été développée par Jones dans les années 80. Cette théorie est la plus développée des théories existantes. Contrairement aux théories non linéaires, elle prédit le comportement de l’onde après son émission et plusieurs tests ont pu être effectués sur les données expérimentales (Jones et al., 1987, Gurnett et al., 1988).

Nous allons à présent faire une revue rapide des observations, des principales théories non linéaires existantes, puis nous regarderons en détail la théorie de Jones qui sera étudiée dans ce travail (partie C).

3.1 Les observations

L’observation conjointe de Continuum et d’ondes électrostatiques intenses à (n + 2 1

) fce est

remarquée pour la première fois par Gurnett (1975). Cette observation est confirmée par Kurth et al., (1979) puis par Kurth et al. (1981) et Kurth (1982). Ces derniers présentent une étude de cas qui montre une transition abrupte des émissions électrostatiques à fUH ≈ (n +

2 1

) fce au Continuum. Kurth et al. (1981) montrent que les régions d’émission du Continuum

correspondent à celles d’existence de ces émissions électrostatiques intenses. Dans son article de 1975, Gurnett propose que les émissions électrostatiques observées à f n )fce

2 1 ( + ≈

pourraient être les sources du Continuum. Dans ce cas, l’écart en fréquence entre deux bandes de Continuum doit être la valeur de fce là où l’onde est émise. Des ondes électrostatiques

intenses à f n )f_ce

2 1 ( +

≈ étant observées à proximité de l’équateur magnétique (Gough et al., 1979), les sources du Continuum sont réputées être localisées à l’équateur magnétique.

3.2 Les théories non linéaires

A partir de ces observations, Melrose (1981), Rönnmark (1983) et Christiansen et al. (1984) décrivent un processus d’interaction à trois ondes. D’après cette théorie, une onde

électrostatique basse fréquence (BF) se couplerait avec une onde électrostatique à f = fUH pour

donner une onde électromagnétique de mode O (mécanisme appelé coalescence) vérifiant : ωO = ωUH + ωBF

kO = kUH + kBF

où ω est la pulsation de l’onde et k son vecteur d’onde. L’onde basse fréquence nécessaire au mécanisme de conversion peut être une onde acoustique ionique, une onde cyclotronique ionique ou un mode de Bernstein ionique haute harmonique. Afin de tenir compte de la structure en bandes du Continuum, Christiansen et al. (1984) supposent que le mécanisme de génération implique des ondes électrostatiques intenses très localisées, ce qui est en accord avec l’hypothèse d’Etcheto et al. (1982).

En parallèle, Rönmark (1985) reprend la théorie et la modifie. Il considère en effet que le mécanisme de Melrose (1981) ne peut pas en lui-même prédire l’apparition d’émissions en bandes fines. Il décrit cette fois-ci la décroissance d’un mode de Bernstein à fq ≈ fUH en une

onde électrostatique basse fréquence (BF) et en un mode O. Cette décroissance vérifie : ωO + ωBF = ωq

kO + kBF = kq

Ce mécanisme de génération permet l’existence de sources peu étendues, donc l’apparition de bandes très fines sur les spectrogrammes tout en restant aussi efficace que la coalescence. D’autres mécanismes de génération ont été développés, comme, par exemple, le transfert de l’énergie d’une onde électrostatique en énergie du mode O par effet tunnel (Okuda et al., 1982) ou encore la génération de Continuum par radiation gyrosynchrotron générée par des électrons énergétiques injectés dans les ceintures de radiation pendant les orages (Frankel, 1973). Il a également été montré que le mode ordinaire pouvait être généré directement à partir des fq (Oya, 1971) et des fUH (Ashour-Abdalla).

3.3 La théorie linéaire de Jones

La théorie linéaire développée par Jones (1981, 1982, 1983, 1986) et Jones et Leblanc (1986) utilise la théorie de la fenêtre radio développée par Ellis (1956, 1962) et Budden (1980). Cette théorie explique l’apparition de mode Z à partir de la conversion du mode O lorsque celui-ci atteint sa fréquence de coupure (Ellis, 1956, 1962). Ce mode de conversion étant réversible, il permet également d’expliquer l’apparition de mode O à partir de la conversion du mode Z (Budden, 1980). Le terme fenêtre radio désigne alors la région de l’espace dans laquelle la